Il ruolo dei dischi nella formazione delle stelle O-B

Presentazione sul tema: "Il ruolo dei dischi nella formazione delle stelle O-B"— Transcript della presentazione:

1 Il ruolo dei dischi nella formazione delle stelle O-B
Riccardo Cesaroni INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri Il problema della formazione delle stelle OB Il (possibile) ruolo dei dischi di accrescimento Risultati attuali: dischi (stelle B) e toroidi (stelle O) Il progetto ALMA: proposta Ciclo 0 e scopo finale ≡≫≪ 10M⊙  ′″∼

2 Come si formano le stelle?
Nucleo (protostella) con inviluppo: Contrazione protostella  tKH Accrescimento da inviluppo su protostella  tacc tacc cresce con M* mentre tKH diminuisce con M*

3 Zero-age main sequence
tKH<tacc Palla & Stahler (1990, 1993) tKH=tacc accrescimento con dM/dt=10-5 MO/yr tKH>tacc Zero-age main sequence Sole

4 PROBLEMA  Le stelle massicce arrivano sulla ZAMS ancora in fase di accrescimento  In simmetria sferica, la pressione di radiazione blocca l’accrescimento (Kahn 1976)  stelle > 8 MO non possono esistere!?

5 SOLUZIONE Accrescimento mediante disco (+outflow) (Yorke & Sonnhalter, Krumholz et al.): Outflow  incanala i fotoni   riduce la pressione di radiazione Disco  concentra l’accrescimento   aumenta la ram pressure  L’esistenza dei dischi in stelle OB indicherebbe una continuità nel modo di formazione, dalla piccola all’alta massa

6 Buone notizie: teoria Tutte le teorie di formazione stellare predicono dischi attorno a stelle OB (dimensioni ~ AU) - e.g. Bonnell 2005, Krumholz et al. 2007, Keto 2007, Le teorie spiegano la formazione di stelle fino a 140 MO mediante disco di accrescimento  soluzione problema pressione di radiazione (Kuiper et al. 2010, 2011)

7 competitive accretion
1 pc clump collapse competitive accretion Bonnell (2005)

8 disk core accretion in 0.2 pc clump Krumholz et al. (2007) Zoom in
time core accretion in 0.2 pc clump Krumholz et al. (2007) disk

9 Cattive notizie: osservazioni
Dischi attorno a stelle OB molto difficili da osservare: lontani ed embedded dist. OB > 1 kpc, disco ~100 AU  HPBW < 0.1” AV=1000  λ > mid-IR necessaria Finora risoluzione angolare radio-submm > 0.5” Adesso fattibile con ALMA!

10 Ricerca dei dischi Dove cercarli?  scelta target
Cosa osservare?  scelta tracciante

11 Target: core con outflow
UC HII outflow disk Core Clump

12 Traccianti possibili:
Av~1000 mag  radio-submm TRACCIANTE PRO CONTRA Righe maser Alta risol. angolare; moti propri  vel. 3D Informazione “patchy” Continuo (sub)mm Banda larga  Alta sensibilità No info velocità Confusione con free-free e/o inviluppo Righe molecolari termiche Cinematica e geometria di outflow e disco Risoluzione e sensibilità  ALMA!

13 Esempio: stella O

14 Beltràn et al. (2011) Codella et al. (in prep.) A2 A1

15 hypercompact HII + core
O9.5 (20 MO) MO Beltran et al. (2006) Beltran et al. (2011) A2 assorbim. red-shifted: infall A1

16 Risultati: Mstar = 20 MO dentro core con Mgas = 130 MO
Gradiente di velocità perpendicolare ad asse outflow  core rotante  toroide (≠ disco) Assorbimento red-shifted in riga molecolare contro regione HII  infall verso stella O (10-3 MO yr-1)  accrescimento sulla stella?

17 Esempio: stella B

18 IRAS 20126+4104 Cesaroni et al. Hofner et al. Sridharan et al.
Moscadelli et al. Kepler+infall 8 MO star Image: 2µm cont. --- OH maser H2O masers 1000 AU Moscadelli et al. (2010) CH3OH H2O 200 AU jet disk+jet disk

19 d = 1.64±0.05 kpc Distance measurement to IRAS 20126+4104 with
H2O maser parallax (Moscadelli et al. 2010) d = 1.64±0.05 kpc

20 Risultati Stelle B (~ 104 LO): evidenza di dischi di accrescimento circumstellari (Kepleriani) Stelle O (> 105 LO): nessuna evidenza di dischi; solo toroidi rotanti (molto massicci)

21 Dischi Toroidi dischi toroidi M < alcune 10 MO R ~ 1000 AU
L ~ 104 LO  (proto)stelle B tacc/trot grande  Strutture circumstellari in equilibrio Toroidi M > 100 MO R ~ AU L > 105 LO  (proto)stelle O tacc/trot piccolo  Strutture transienti, contenenti cluster dischi toroidi Beltran et al. (2010)

22 Interrogativo Perché non si osservano dischi attorno a (proto)stelle di tipo O ? Possibile causa: bias osservativo per scarse sensibilità e risoluzione

23 FWHMline = Vrot(Rdisk)
Ipotesi: HPBW = Rdisk/4 FWHMline = Vrot(Rdisk) Mdisk  Mstar <Ncol> = cost. TB > 20 K ν = 230 GHz 5 ore ON-source risol. spettr. = 0.2 km/s S/N = 20 dischi noti edge-on i = 35° no stelle

24 Simulazioni di dischi attorno a stella 8 MO Krumholz et al. (2007)
NH3 con EVLA CH3CN(12-11) con ALMA cont. + riga riga

25 Progetto ALMA R. Cesaroni, H. Zinnecker, M. T. Beltran, S. Etoka, D
Progetto ALMA R. Cesaroni, H. Zinnecker, M.T. Beltran, S. Etoka, D. Galli, C. Hummel, N. Kumar, L. Moscadelli, T. Preibisch, A. Sanchez-Monge, T. Stanke, F. Van der Tak, S. Vig, C.M. Walmsley, K.S. Wang Osservare dischi attorno a (proto)stelle di tipo O per stabilire processo di formazione stelle massicce Tuttavia… Ciclo 0 insufficiente per distanze > 2-3 kpc Rivelabili solo dischi in (proto)stelle B  Scopo Ciclo 0: trovare altri dischi Kepleriani come IRAS in (proto)stelle B

26 Target: nebulosa bipolare + radio jet + core denso
Spitzer/IRAC VLA 1.3cm VLA NH3 104 LO, 2.2 kpc 104 LO, 3.6 kpc 0.05 pc ALMA ALMA 0.07 pc

27 Tracciante outflow: ali prominenti in SiO
IRAM 30m

28 Tracciante disco: CH3CN intenso
 gas denso e caldo IRAM 30m

29 Cosa ci aspettiamo dal Ciclo 0…?
0.05 pc ALMA ALMA 0.07 pc

30 Il futuro: con ALMA completo dischi dentro toroidi in stelle O
disco circumstellare? toroide rotante? CH3OH masers CH3CN 1.3cm cont. Furuya et al. (2008) Sanna et al. (2010)

31

32 Tuttavia può essere “challenging” persino con ALMA:
Righe otticamente sottili necessarie  difficili da distinguere Line forest!

33 7mm free-free & H2O masers
Hypercompact HII region Moscadelli et al. (2007) Beltran et al. (2007) 7mm free-free & H2O masers 500 AU

34 7mm free-free & H2O masers
Hypercompact HII region tHII = 50 yr !!! distance independent 7mm free-free & H2O masers 30 km/s

35 Riassunto: Interrogativo:
Stella O dentro core massiccio in rotazione (toroide) Evidenza di infall (accrescimento) Interrogativo: Formazione per accrescimento mediante disco??? Ancora da dimostrare

36 Ricerca dei dischi Dove cercarli?  scelta target
Cosa osservare?  scelta tracciante/strumento Stelle OB embedded  core di alta densità Gas espulso lungo asse di rotazione  outflow Outflow in 40-90% regioni di formazione stelle OB (sorgenti IRAS luminose, regioni HII, maser H2O)  incoraggiante…

37 Esistenza dei dischi: teoria
I dischi sono un prodotto “naturale” di infall + conservazione momento angolare, tuttavia: Campo B  frenamento magnetico? Ionizzazione da stella OB  fotoevaporazione? Interazioni mareali con cluster  troncamento? Merging di stelle piccole  distruzione?  I dischi nelle stelle OB potrebbero non esistere!

38 Interrogativo Perché non si osservano dischi attorno a (proto)stelle di tipo O ? Possibili cause: Bias osservativo: scarsa sensibilità/risoluzione Tempo di vita disco molto breve / Diverso meccanismo di formazione stellare

39 Bias osservativo?

40 FWHMline = Vrot(Rdisk)
Ipotesi: HPBW = Rdisk/4 FWHMline = Vrot(Rdisk) Mdisk  Mstar <Ncol> = cost. TB > 20 K ν = 230 GHz 5 ore ON-source risol. spettr. = 0.2 km/s S/N = 20 dischi noti edge-on IRAS i = 35°

41 FWHMline = Vrot(Rdisk)
Ipotesi: HPBW = Rdisk/4 FWHMline = Vrot(Rdisk) Mdisk  Mstar <Ncol> = cost. TB > 20 K ν = 230 GHz 5 ore ON-source risol. spettr. = 0.2 km/s S/N = 20 dischi noti edge-on i = 35° no stelle

42 Altri problemi osservativi…
rarità stelle O confusione con inviluppo chimica confusione con outflow/infall rotazione non-keplerian flaring del disco inclinazione del disco … Tuttavia ALMA offre concrete speranze…

43 Simulazioni di dischi attorno a stella 8 MO Krumholz et al. (2007)
NH3 con EVLA CH3CN(12-11) con ALMA cont. + riga riga

44 Spiegazione “fisica”?

45 photo-evaporation tidal destruction rotational period
Cesaroni et al. (2007) tidal destruction rotational period photo-evaporation

46 I dischi attorno alle (proto)stelle O potrebbero esser parzialmente distrutti dalle interazioni mareali col cluster

47 Come si formano le stelle (OB)?

48 Target: core molecolare con outflow
disk 0.5 pc